Ventana al Espacio (LIV)

La galaxia M81, desde XMM-Newton.

Aventureras del sistema solar: Mariner 4

El siguiente destino del programa Mariner, después de elegir Venus como estación término para sus primeras sondas, no fue otro que Marte. Este era un lugar simbólico, y sobre él se depositaron las mayores esperanzas de poder encontrar rastros de vida fuera de nuestro planeta. Gracias a todas las observaciones, y a las elucubraciones generadas por ellas, se llegó a afirmar, incluso antes del comienzo de la era espacial, que el planeta rojo era una especie de jardín regado por el agua que los marcianos transportaban desde los polos al resto del globo mediante los canales que se continuaban observando. Sin embargo, para muchos, las imágenes telescópicas no eran lo suficientemente claras como para aventurar conclusiones definitivas. De esta manera, cuando la NASA empezó a preparar las sondas del proyecto Mariner-Mars 1964 en 1962, decidió que estas naves serían las primeras de la agencia destinadas a otro planeta que cargarían sistemas de adquisición de imágenes.

Tras los fracasos soviéticos en 1960 y 1962, en cuanto a sondas marcianas se refiere, la NASA apostó fuerte por este destino. Como el anterior proyecto, el Mariner-Mars 1964 estaba formado por dos sondas. La medida se había mostrado acertada, y repitieron el esquema (en realidad, en nombre de este proyecto se fabricaron tres, y ésta última no era más que un repuesto en caso de que las otras dos fallaran por alguna causa u otra). En ellas se aplicaron los últimos avances en materia informática, e incorporaron elementos que no eran más que las lecciones aprendidas tras el vuelo de Mariner 2 hacia Venus.

Las sondas del Mariner-Mars 1964 estaban estructuradas de manera idéntica: el núcleo de la nave estaba constituido por un bus de forma octogonal elaborado en magnesio, de 1.27 metros de longitud y 46 centímetros de altura. Dentro almacenaba los componentes electrónicos, sistemas de control y propulsión, algunos de los experimentos y los elementos del control termal. En la parte superior se montaban los sistemas de transmisión, y en la inferior se colocó una plataforma de escaneo. El ordenador era una versión actualizada del montado en las anteriores Mariner, y disponía de elementos de funcionamiento similares. El subsistema de comandos (CC&S, Ordenador de Comandos y Secuenciador) podía ejecutar cualquiera de las 29 palabras de comandos directos, o tres palabras cuantitativamente en las épocas de enorme demanda. La información de los sistemas y experimentos se guardaban en un grabador de cinta magnética de 91 metros. Las comunicaciones eran gestionadas por dos transmisores en banda-S, y un receptor de radio permitía así una comunicación bidireccional con el centro de control, usando la antena de baja ganancia omnidireccional (en lo alto de un mástil de 2.23 metros de largo que nacía de la parte superior del bus) o la antena parabólica de alta ganancia, de 1.2 metros de diámetro, colocada al lado del mástil de la de baja ganancia. A diferencia de Mariner 2, equipaban cuatro paneles solares, en cuyo final se encontraban cuatro placas de presión que funcionaban como velas solares, que proporcionaban, una vez extendidos, una envergadura de 6.88 metros. En total, entre las cuatro placas se contabilizaban 28.224 células solares, que proporcionaban la energía suficiente para los sistemas de a bordo, y alimentaban una batería de plata-zinc. El sistema de propulsión era en esencia idéntico a sus primas hermanas. Una tobera de cuatro agujeros, colocada en uno de los laterales del bus, proporcionaba el empuje necesario para los cambios de trayectoria, mientras que 12 pequeños propulsores mediante chorros de gas de nitrógeno, colocados en los finales de los paneles solares, controlaban la actitud de la nave, estabilizada en sus tres ejes. Complementando a este sistema, los elementos para el control de actitud estaban formados por giróscopos, cuatro sensores solares, un sensor de referencia terrestre, otro idéntico para Marte, y por primera vez en una sonda de la NASA, incorporaba un escáner estelar que fijaría su atención en la estrella Canopus. Era esta la primera vez que un vehículo espacial usaba una referencia externa al sistema solar como ayuda de navegación, y Canopus, una de las más brillantes estrellas del firmamento, cumplía los requisitos como fuente a la que apuntar. El control termal de la sonda se garantizaba mediante las ventanillas ajustables electrónicamente, mantas aislantes multicapa, escudos de aluminio pulimentado y otros tratamientos a las superficies de la nave. Los experimentos, o

al menos muchos de ellos, eran mejoras respecto a los montados en Mariner 2. Para empezar, para mediciones del campo magnético interplanetario, y para averiguar si Marte poseía el suyo propio, disponía de un Magnetómetro de Helio, que era un sensor vectorial de bajo campo, colocado en la mitad del mástil de la antena omnidireccional. Un Detector de Rayos Cósmicos, formado por una cámara de ionización y detectores Geiger-Müller, medía la intensidad y distribución de partículas de alta energía en el espacio interplanetario y en el entorno marciano, estando situado en el nacimiento del mástil de la antena de baja ganancia. En el cuerpo de la sonda se montaban los demás: TRD, Detector de Radiación Atrapada, usaba tres detectores Geiger-Müller unidos a sensores de estado sólido, se encargaba de estudiar la intensidad y dirección de las partículas cargadas de baja energía; SPP, Sonda de Plasma Solar, colocada de manera que observaba al Sol, medía el flujo de partículas de muy baja energía provenientes de Helios; CRT, Telescopio de Rayos Cósmicos, colocado en posición antisolar, para medir el espectro energético y dirección de las partículas Alfa y los protones; y CCD, Detector de Polvo Cósmico, integrado por una placa de aluminio enganchada a dos detectores, destinado a medir la densidad, velocidad, distribución y dirección de las partículas de polvo interplanetario durante el camino hacia Marte y en sus cercanías. Las novedades en cuanto a equipo científico empezaban aquí. Por un lado, fue la primera sonda en realizar un Experimento de Mecánica Celeste para refinar las efemérides planetarias (traslación, rotación, inclinación del eje de rotación, cálculo de la unidad astronómica), basadas en el seguimiento del vehículo a medida que viajaba por el sistema solar. Por el otro, en ella se montó el primer sistema mediante el cual usando la señal de radio se podía obtener información científica, llamado Experimento de Ocultación. En este caso, lo que se buscaba, mediante la distorsión de la señal por la atmósfera marciana, era obtener perfiles de temperatura y presión para saber cuánta atmósfera poseía el planeta rojo. Y por último, la gran joya de la misión: TVS, Subsistema de Televisión. Montada en el centro de la parte inferior del cuerpo de la nave, en la llamada Plataforma de Escaneo (junto a un par de sensores de ángulo cercano y campo ancho para ayudar a detectar el planeta), se montó la primera cámara digital de la historia de la exploración espacial, compuesta por un telescopio de 305 milímetros de longitud focal y un tipo de sensor especial, llamado Vidicon, que era un sistema optimizado para poder adquirir imágenes en condiciones de muy baja luminosidad, formado por un tubo de televisión finalizado en un chip digital que recogía la luz que entraba por la óptica. Además de la óptica y el Vidicon, delante del sensor se incorporó una rueda de filtros con tres posiciones: filtro claro, filtro rojo y filtro verde. De esta manera, se iniciaba un complejo proceso: el objetivo de la cámara obtenía una imagen del planeta, magnificando el índice de luminosidad mediante el Vidicon, para dirigirlo hacia un sensor que recogía la luz para convertirlo en información digital, y así almacenarlo en el grabador de cinta magnética. Luego, cuando la sonda transmitía estos códigos binarios, unos ordenadores especiales situados en el centro de control transformaban ese código binario en una imagen útil. Una vez quedaba cargada de combustible, cada sonda declaraba una masa de 261 kg.

Las Mariner-Mars 1964, en comparación con sus contrapartidas soviéticas, resultaban diminutas. Sin embargo, la diferencia estaba en las tripas: cada sonda estaba compuesta por nada menos que 134.000 piezas, demostrando el gran dominio en la miniaturización de los componentes electrónicos. Sin embargo, eso no significaba que el rendimiento fuera mejor, o que fuera menos propensa a los fallos.

Llegado el mes de noviembre de 1964, las Mariner 3 y 4 se encontraban listas para su lanzamiento. Cada una usaría un Atlas-Agena para abandonar la Tierra hacia el planeta rojo, y cuando el 5 de noviembre Mariner 3 se lanzó, la gran maldición, también conocida como el Drama Marciano, llegó puntual a su cita. La cofia protectora del cohete, elaborada en fibra de vidrio, no se había separado, por

lo que la nave no podía desplegar sus paneles solares. Después de grandes esfuerzos, Mariner 3 se dio por perdida. Fue necesario construir una nueva cofia, esta vez de metal, para el lanzamiento de Mariner 4, que se produjo exitosamente el día 28.

Tras desplegar los paneles solares, las primeras tareas eran fijar los sensores para su orientación. El primero fue el sensor solar, luego le tocó turno al escáner estelar. La búsqueda de Canopus se mostró difícil, cuanto menos. Al estar programada para fijar cualquier objeto celeste de menos de ocho veces la luminosidad de Canopus podía fijar varios astros que coincidían con las condiciones de esta estrella. Así, durante un día entero fue pasando de objeto en objeto (había hasta siete que cumplían con esta característica), cambiando alternativamente por la Tierra, Alderamin, Regulus, Naos y Gamma Velorum, hasta que al fin llegó a Canopus. Así empezó la travesía de crucero, de algo más de siete meses.

Durante las primeras semanas de vuelo, comenzaron a ocurrir pequeños errores transitorios en el control de balanceo, provocando que se perdiera la fijación en Canopus. Esto ocurrió a lo largo de las tres primeras semanas, teniendo que ordenar a la sonda hasta seis veces que adquiriera de nuevo la estrella. Tras estudiar el problema, se decidió eliminar el límite de luminosidad de los esquemas de programación, y a partir del 17 de diciembre, ya no volvió a perder a Canopus, a pesar de que continuó experimentando balanceos transitorios durante todo el crucero. Días antes había realizado la maniobra principal de corrección de rumbo, por lo que Mariner 4 estaba en el rumbo correcto para alcanzar al planeta rojo.

Una sonda soviética, Zond 2, había sido lanzada casi a la vez que la Mariner. Ésta no era más que un demostrador tecnológico para probar un nuevo sistema de propulsión que abandonaba los combustibles químicos usuales. A pesar del buen rendimiento del sistema, la pérdida de funcionamiento de los paneles solares propició que la sonda se desactivara, sin poder hacer ninguna exploración cerca del planeta rojo.

Una resistencia colocada en la SSP provocó una degradación en el rendimiento del sistema, sin embargo, no supuso una pérdida de la recogida de datos debido a una recalibración teniendo en cuenta este pequeño problema. En febrero, el tubo Geiger-Müller asociado a la cámara de ionización también falló, y esta vez sí provocó una pérdida apreciable de sensibilidad del aparato. Problemas menores. A pesar de estos contratiempos, Mariner 4 continuó su camino hacia Marte, donde hizo historia el 14 de julio de 1965.

Tras cambiar el modo de funcionamiento, de crucero a ciencia planetaria, la cámara se puso en marcha, y pasando a 9.846 km. de la superficie marciana, adquirió 21 imágenes completas y 21 líneas de una vigesimosegunda secuencia cada 48 segundos. Tras la secuencia de la toma de instantáneas (recibiendo en tierra dos señales opuestas, indicando una el fin correcto del proceso de grabado y la otra la detención prematura de la secuencia de grabado), se preparó para la ocultación por el planeta, que se extendió durante 54 minutos. Tras esto, cambió de nuevo a modo de crucero, manteniéndose en órbita solar. Ocho horas y media después, comenzó la transmisión de los datos recogidos. El proceso de envío de todo el juego de datos duró hasta el 3 de agosto, debido a que se repitió la secuencia por si en la primera transmisión, alguno de los datos se había corrompido, como se sospechaba tras la recepción de la señal de anomalía en el grabador. Además, el efecto de la masa del planeta alteró considerablemente la órbita de la sonda, pasando a durar 587 días (antes 529), y modificando la inclinación, de estar en la eclíptica a 21.5º.

En total, habían sido 634 KB de datos, la mayoría correspondían a las imágenes. La cobertura fotográfica se extendía desde los 40º N, 190º W hasta los 35º S 160º W. Sin embargo, no todas eran útiles: las cuatro primeras fueron deslumbradas por la fuerte iluminación por parte del planeta, y las tres últimas ya se encontraban en la zona de sombra de Marte. Por lo tanto, quedaron 17 válidas, que fueron de una calidad bastante pobre, causadas por la entrada de un exceso de luz en el objetivo. Eso sí, fueron lo suficientemente claras como para causar la confusión y la depresión a la comunidad científica. Prácticamente, lo único que mostraban eran cráteres, de diversos tamaños, de entre 4 y 120 km. de diámetro. La resolución conseguida apenas llegaba a los tres kilómetros. La revelación de que en Marte existía tamaña concentración de cráteres (un primer cálculo indicó que habría al menos una densidad de craterización semejante a la de la Luna) no hacía más que mostrarnos que aquel lugar era terreno muerto, y para agravar las cosas, otros dos experimentos mostraron más ingredientes decepcionantes. Por un lado, el magnetómetro no detectó campo magnético alrededor del planeta, y el experimento de radio ocultación aplicado a la atmósfera nos reveló que la presión atmosférica era ridícula en comparación con la de la Tierra: entre 4.1 y 7 milibares, por los 1000 milibares medios de la atmósfera terrestre. Además, la temperatura superficial, de unos -100º C, nos mostraba un panorama hostil para la vida. Allí donde se esperaba encontrar alguna clase de “bicho”, los datos entregados por la sonda nos informaban que era imposible que existiera siquiera ni un microorganismo. Fue tal la decepción de muchos científicos, que gran parte de ellos propusieron cerrar la exploración marciana, ya que consideraban que el planeta carecía de características interesantes en las cuales arriesgar presupuestos y sondas espaciales.

Tras el encuentro marciano, Mariner 4 había estado transmitiendo datos sobre el entorno interplanetario hasta el 1 de octubre, cuando la lejanía de la sonda y la orientación de la antena imposibilitaron la transmisión de telemetría. A mediados de 1967, la señal de Mariner 4 se volvió a adquirir, y se tuvo la posibilidad de hacer ciencia interplanetaria en conjunción con su sonda hermana, Mariner 5, es decir, la nave de repuesto del proyecto Mariner-Mars 1964, altamente modificada para funcionar en el entorno de la órbita venusina, pero con los mismos instrumentos, salvo la cámara. Al estar situadas en la misma región del sistema solar, pudieron estudiar a la vez el viento solar y el campo magnético interplanetario, confirmando una los datos de la otra. Al tiempo, se hicieron una serie de pruebas tecnológicas. El 15 de septiembre ocurrió un hecho curioso, cuando Mariner 4 recibió 17 impactos en el detector de polvo en menos de 15 minutos. Se supuso que la nave pasó por una lluvia de micrometeoritos, provocando una pérdida temporal de orientación.

Ya en diciembre, el suministro de nitrógeno para los propulsores de control de actitud se acabó, pero la sonda todavía enviaba una señal fuerte al centro de control. Esto cambió cuando otra aparente lluvia de micrometeoritos alcanzó a Mariner 4, contabilizando hasta 83 impactos en el detector. Todo esto provocó que la sonda perdiera la orientación entre el 10 y el 11 de ese mes, degradando la señal, hasta perderla para siempre. El día 20 se declaró así el fin de misión.

El legado de Mariner 4 fue un planeta muerto y congelado, con una atmósfera mínima, incapaz de retener vida. Los pesimistas no deseaban volver a ese planeta, por lo que muchos no quisieron saber nada sobre Marte. Sin embargo, el resto se había dado cuenta que este pequeño y breve examen no era definitivo. Para empezar, la sonda solo había adquirido imágenes de un 1% de la superficie total del planeta, y un estudio en profundidad de las fotografías indicaba que la densidad de cráteres en Marte era menor que la de la Luna. El mayor cráter marciano divisado recibió de nombre Mariner, en honor a la sonda que lo había visto. Otros, centraron la vista en los polos, ya que brillantes formaciones seguían indicando que debía existir hielo aún en Marte. En realidad, Mariner 4 cerró en falso uno de los más famosos debates: el de la vida en el planeta rojo. Eso sí, provocó la extensión del debate sobre el origen de los cráteres a la superficie marciana, aunque este ya agonizaba. Serian las misiones posteriores las que acabarían dando luz a la oscuridad que ocultaba Marte en 1965. 

Además, Mariner 4 fue la primera en muchas cosas: en sobrevolar exitosamente Marte, en adquirir imágenes de su superficie, sin embargo, si la recordamos es porque ella nos proporcionó las primeras vistas de la superficie de un planeta distinto de la Tierra.

Por cierto, poniendo sobre un mapa actual la trayectoria y la secuencia de imágenes de Mariner 4, resulta que la nave pasó por las dos regiones volcánicas de Marte, Elysium y el domo Tharsis, e incluso pasó por encima del gigantesco Valles Marineris. Pero esos descubrimientos fueron reservados para una de las gigantes de la exploración espacial.

Las próximas misiones al Sol: IRIS

Parece mentira, pero cuanto más parece que conocemos un cuerpo celeste, más misterios aparecen. El Sol no es una excepción. En esta época, son muchos los vehículos que observan a Helios con suma atención, aunque la mayoría de ellos son ya veteranos con décadas a sus espaldas. El principal es SOHO, que es complementado por otros vehículos, tales como ACE, Wind, Hinode o el dúo STEREO. El más reciente es SDO, y sin duda es el más potente. Hace algo más de un año despedimos a uno de los más productivos, TRACE (Explorador Coronal y de Región de Transición), un pequeño observatorio que durante unos 10 años complementó a los ya existentes, portando características novedosas para una misión solar. Dentro de poco, si los avatares técnicos no lo impiden, será lanzado el que sea posiblemente su sustituto.

Si en algo era innovador TRACE era en la capacidad de adquisición de imágenes del Sol en rápida cadencia, captando detalles de nuestra estrella en distintas longitudes de onda con intervalos de menos de 10 segundos. Este método ha resultado tan útil, que SDO lo ha llevado a la práctica en modo superlativo. Mediante el instrumento AIA, este increíble vehículo es capaz de captar una imagen en 8 longitudes de onda distintas del ultravioleta (de las 10 disponibles) cada 10 segundos. Para garantizar este tremendo ratio el AIA porta cuatro telescopios, cada uno con su propia rueda de filtros. Utilizando toda esta información se obtienen vídeos de alta definición de una calidad incomparable. Aprovechando toda esta experiencia, se ha diseñado y construido un pequeño pero muy capaz observatorio.

Pertenece a la familia de de misiones del Small Explorer, y recibe el nombre de IRIS, observatorio Espectrográfico de Imágenes de Región Interfase. Es un proyecto de bajísimo presupuesto, mínimo riesgo tecnológico y de una importancia casi capital. Está dedicado a la investigación de una zona entre la región de transición solar y la cromosfera. Uno de los fenómenos más extraños de Helios es que la corona (su atmósfera) está muchísimo más caliente que su superficie, de manera que comprender los procesos que suceden entre medias de estas dos zonas solares nos dará pistas para formular las respuestas adecuadas para comprender este hecho. Gracias a TRACE conocemos adecuadamente la región de transición, pero tras ella se encuentra una zona de interfase dinámica entre la fotosfera (la superficie del Sol) y la corona en las que el campo magnético y el plasma del viento solar parecen ejercer fuerzas comparables creando esta desconocida región que pronto será el objeto de la investigación de IRIS.

Para dar forma a este pequeño observatorio solar (y cumplir los requisitos del bajo presupuesto) utiliza en grandísima medida tecnología más que probada en el espacio. IRIS está formado por dos secciones: un módulo de servicio que proporciona al satélite lo imprescindible (comunicación con Tierra, energía, orientación y computación) y el telescopio enganchado al instrumental científico. Tiene unas medidas totales de 2.18 metros de altura y 3.65 de envergadura con los paneles solares extendidos. El módulo de servicio es un pequeño disco elaborado en aluminio de 1 metro de diámetro y 30 centímetros de alto, en cuya base superior se apoya el telescopio. Utiliza para su ordenador una base potente y ya conocida en otras misiones espaciales. Dispone de un procesador RAD750 como elemento principal (usado en vehículos como Deep Impact, MRO, Kepler, Juno, GRAIL, Curiosity o RBSP), con una memoria RAM de unos 16 MB, mientras que para almacenar la información de los sistemas de a bordo dispone de un almacenador de 48 Gb. Equipa dos paneles solares simétricos (64 x 134 centímetros) que nacen de lados opuestos del módulo de servicio, y alimentan una batería de ión-litio. Carece de toda propulsión, está estabilizado en sus tres ejes, y dispone para ello de una unidad de referencia inercial, ruedas de reacción, un sensor solar, dos escáneres estelares, un magnetómetro y un telescopio guía

(herencia TRACE) con el que consigue un apuntamiento de precisión. Comunica con las antenas terrestres usando dos sistemas: un receptor en banda-S, unido a una antena omnidireccional para recibir los comandos del centro de control, y un transmisor en banda-X acoplado a dos antenas para transmisión de telemetría e información científica a alta velocidad. Buena parte de los componentes electrónicos (ordenador, transmisores y sistema de control de actitud) se integra en una unidad de aviónica integrada para ahorrar volumen y masa. La protección térmica es la habitual: mantas multicapa, radiadores y calentadores eléctricos. La sección más importante es la científica, formada por el telescopio y los dos sistemas científicos. Usa como elemento principal un repuesto dejado de la fabricación de los telescopios del AIA de SDO, aunque ha sido alargado para responder a los requisitos de la misión. Es un reflector tradicional Cassegrain con un espejo primario de 20 cm y una longitud focal de 6.9 metros. El tubo está construido en grafito-epoxi para ligereza y control termal, y en el montaje del espejo secundario usa uno de menores dimensiones que los utilizados en SDO. Está optimizado para recoger la luz ultravioleta solar sin dañar los componentes. El tubo del telescopio está sujeto al módulo de servicio usando unos puntales. Encima del tubo del telescopio está el Telescopio Guía (GT), que sirve, como ya hemos indicado, para apuntamiento preciso del telescopio y así no perder de vista al Sol. Está formado por un refractor acoplado a una lente Barlow, entregando la luz a cuatro fotodiodos. Está preparado para eliminar el exceso de calor para funcionar correctamente. Este sistema envía señales al sistema de control de actitud y a los sistemas científicos para estabilizar la señal óptica usando el espejo secundario, evitando así cualquier tipo de temblor que convierta la imagen en un borrón inútil. Detrás del telescopio se sitúa una estructura elaborada en aluminio usando secciones en panal de abeja, y almacena los dos instrumentos científicos y electrónicas de control en una ligera y compacta carcasa. El principal es un

espectrógrafo ultravioleta. Está diseñado para analizar los rangos de ultravioleta cercano y ultravioleta lejano usando rejillas de difracción, espejos y una serie de colimadores cubiertos por una pequeña lámina de aluminio. Posteriormente la luz recogida por los colimadores viaja a otro conjunto de pequeños espejos (recubiertos con materiales especiales), obturadores de alto ratio de repetición y sensores digitales CCD, dos para el ultravioleta lejano y uno para el ultravioleta cercano, permitiendo una cadencia de análisis de dos secuencias por segundo. Por su parte, el segundo instrumento tiene el curioso nombre de cámara Slit-Jaw, por el tipo de entradas de luz que equipa. Este sistema recibe la luz directamente de los colimadores del espectrógrafo, y está formado por dos caminos de luz distintos (cada uno para un tipo de luz ultravioleta), una rueda de filtros de seis posiciones (dos para el ultravioleta cercano, dos espejos recubiertos por láminas especiales para reflejar el ultravioleta lejano, un filtro claro y por último un espejo con cobertura de aluminio para propósitos de calibración), finalizado por un sistema obturador de alta velocidad (cadencia, 5 segundos) y un único detector CCD que se encuentra en el mismo ensamblaje de detectores que almacena los CCD del espectrógrafo. Justo detrás del ensamblaje de detectores se encuentran cámaras que son repuestos dejados de la fabricación de las mismas de los instrumentos AIA y HMI de SDO, reduciendo así aún más el presupuesto del proyecto. La adopción de estos elementos permite la operación simultánea de los cuatro sensores CCD. Las electrónicas de control usadas también son repuestos (en este caso sin redundancia) de las que funcionan a bordo de SDO en AIA y HMI, de manera que usa un procesador RAD6000 y demás sistemas asociados a esta arquitectura enormemente fiable y económica. En el momento del lanzamiento IRIS declara una masa de 183 kg.

El proyecto recurrirá al cohete alado Pegasus-XL para situarse en su órbita de trabajo. Bajo el avión Stargazer, despegará de la Base Aérea de Vandenberg, California, hacia la zona de liberación, donde el lanzador viajará al espacio para depositar a IRIS en la zona requerida. Si no surgen problemas, esto ocurrirá el 26 de junio, y si todo transcurre como está previsto, IRIS estará situado en una órbita polar, sincrónica solar y ligeramente elíptica de 620 x 670 km. de altitud, con un nodo ascendente situado a las 6 de la tarde, en la que tiene garantizada una observación casi continua de Helios durante 8.8 meses. Tras comprobar el correcto funcionamiento de los sistemas de a bordo, en un período de 30 días, el observatorio estará listo para trabajar.

Ya hemos dicho que el propósito principal de IRIS es estudiar la región interfase, y será de gran utilidad para estudios de física solar y de plasma, meteorología espacial y astrofísica, divididos en tres preguntas: ¿qué tipos de de energía no termal dominan en la cromosfera y más allá?; ¿cómo la cromosfera regula el suministro de masa y energía hacia la corona y la heliosfera?; y ¿cómo se elevan los flujos magnéticos y la materia a través de la atmósfera inferior, y qué papel juega la generación de esos flujos en las llamaradas y las eyecciones de masa coronal? Estas tres preguntas eran imposibles de responder hasta que los avances tecnológicos han permitido la elaboración de esta misión. Esta zona del Sol es el lugar donde se genera la inmensa mayoría de la luz ultravioleta que emite nuestra estrella y que tiene un fuerte impacto en el espacio cercano a la Tierra. Así para comprenderla en su totalidad no solo será útil la información de IRIS, sino que estos datos se sumarán a complejos modelos informáticos para así extraer las conclusiones correctas y comprender su funcionamiento. Su misión primaria está prevista para durar 2 años, aunque es muy posible que esta vida se incremente hasta al menos 10 años. De esta manera, a lo largo de todo lo que dure su tarea trabajará en coordinación con SDO, STEREO o Hinode, no obstante mucha de la herencia que recibe viene de estas tres misiones, es más, es complementaria a SDO e Hinode porque investigará el área entre la atmósfera y la superficie de Helios, la zona de trabajo de estos dos magníficos observatorios.

No se ha podido escoger mejor la época de lanzamiento, ya que Helios está a punto de alcanzar un máximo de actividad, y resultará de una gran utilidad lo que IRIS, y el resto de observadores solares nos proporcionen. Desde aquí, intentaremos estar antentos.